Fig. 12.7 – Distribution en angle d’at-taque des protons ´energ´etiques en amont de Titan issues de simulations.
Fig. 12.8 – Distribution en angle d’at-taque des protons ´energ´etiques en aval de Titan issues de simulations.
distribution translat´ee vers de plus faibles valeurs, et ce de mani`ere significative, puisque l’on passe d’une distribution centr´ee sur 80◦ `a une autre centr´ee sur 50◦.
Le mod`ele hybride de R. Modolo indique donc, pour les conditions du survol Ta, une ´evolution similaire pour les protons ´energ´etiques, en ce qui concerne les distribution angles d’attaque, aux observations de MIMI r´ealis´ees durant le survol T5. Par ailleurs, l’interpr´etation que nous en avons donn´e plus haut, avec le rˆole du drap´e du champ magn´etique autour de Titan, est largement ´etay´ee par l’absence d’´evolution pour les dis-tributions en angle d’attaque des particules thermiques. En effet, les protons thermiques ont un rayon de giration bien plus faible que celui des protons ´energ´etiques, avec un fac-teur 12 de diff´erence, si bien que les ´echelles caract´eristiques sont tr`es diff´erentes : les protons thermiques, contrairement aux protons ´energ´etiques, ont un rayon de giration suffisamment petit pour avoir le temps de ”voir” la rotation du champ magn´etique due `a son drap´e autour de Titan, et la suivre.
12.2 D´etection d’ions ”pickups”
L’analyse des donn´ees de l’instrument durant le survol T5 en particulier a permis d’aborder un autre aspect de l’interaction entre l’exosph`ere de Titan et la magn´etosph`ere de Saturne, la cr´eation (et la d´etection) d’ions dits ”pickup”. Ce processus participe notamment aux divers ph´enom`enes non thermiques dans la haute atmosph`ere de Titan (Michael and Johnson 2005).
Chapitre 12. Une analyse du survol T5 159
Fig. 12.9 – Sch´ema simplifi´e de la trajectoire d’un ion pickup, dans les r´ef´erentiels du plasma en corotation (ou du champ magn´etique) et de Titan (ou de Cassini).
Les ions pickup sont connus depuis une vingtaine d’ann´ees environ, avec des observa-tions dans divers environnements tels que des comas com´etaires, le gaz interstellaire, et bien ´evidemment les exosph`eres. Il s’agit d’ions cr´e´es `a partir de gaz neutres par divers m´ecanismes d’ionisation, tels que la photoionisation, l’impact ´electronique, l’´echange de charge ou encore le criblage.
Dans le cas d’exosph`eres (celle de Titan en particulier), ces ions nouvellement cr´e´es ont une faible vitesse initiale dans le rep`ere de l’atmosph`ere, puis sont acc´el´er´es par le champ ´electrique −→E = −−→vc ∧−→B (avec −→vc et −→B respectivement vitesse de corotation du plasma kronien et champ magn´etique de Saturne).
A partir de leur point de cr´eation, il est possible de repr´esenter leur trajectoire sim-plifi´ee, dans un rep`ere li´e `a Titan (ou `a Cassini, compte-tenu des ordres de grandeur des diff´erentes vitesses), comme une cyclo¨ıde. En effet, comme l’explique le sch´ema 12.9, les ions nouvellement cr´e´es ont certes une ´energie faible dans le rep`ere de Titan, mais leur vitesse initiale dans le rep`ere du champ magn´etique kronien en rotation est approximati-vement de−−→vc. Puis, toujours dans le rep`ere du champ magn´etique, l’ion entre en giration avec pour vitesse de giration pr´ecis´ement cette vitesse de corotation (puisqu’il s’agit de sa vitesse initiale dans ce rep`ere). Ensuite, si l’on transporte cette trajectoire dans le rep`ere de Titan, en combinant la giration et la translation due au changement de r´ef´erentiel, on obtient une cyclo¨ıde, avec une vitesse initiale nulle et une vitesse maximale de 2∗vc.
L’instrument CHEMS permet de d´etecter localement les ions, avec 3 keV pour seuil minimal d’´energie. Il est donc impossible de d´etecter les ions pickups `a n’importe quel mo-ment de leur trajectoire : le seuil de d´etection instrumo-mental correspond `a un seuil minimal de vitesse pour l’ion, bien ´evidemment inf´erieur `a la vitesse maximale de la particule. On attend ainsi une distribution spatiale sp´ecifique, avec pour direction pr´ef´erentielle celle de la corotation.
160 12.2. D´etection d’ions ”pickups”
Fig. 12.10 – Donn´ees de CHEMS durant le survolT5, pour les 3 t´elescopes et des ´energies de 2.8 `a 10.3 keV.
L’analyse des donn´ees des premiers survols de Titan n’a pas r´ev´el´e de mani`ere ´evidente des populations que l’on pourrait identifier comme ´etant des ions pickups. En revanche, les donn´ees de CHEMS sont int´eressantes de ce point de vue durant le survol T5 du 16 avril 2005.
Durant ce survol, un groupe d’ions lourds est d´etectable par CHEMS autour de 19h20 UT (durant une p´eriode de 10 minutes environ), peu apr`es la position de plus basse altitude (qui a lieu `a 19h12 pour rappel). Ce groupe, entour´e en orange dans la figure 12.10, est tr`es localis´e, aussi bien spatialement qu’en terme de distribution spatiale (seul le t´elescope 2 les d´etecte), ou en terme d’´energie (en-dessous de 10-15 keV). La d´etection par un seul t´elescope et les faibles ´energies concern´ees sugg`erent qu’il s’agit bien d’ions pickups : on attend en effet une direction bien particuli`ere pour les ions (voir plus haut) et dans une plage d’´energie inf´erieure `a l’´energie cin´etique correspondant `a 2 ∗Vc pour les masses ioniques en question. Les ions lourds magn´etosph´eriques sont quant `a eux d´etectables `a des ´energies bien plus fortes.
Par ailleurs, nous nous int´eressons uniquement aux ions lourds, bien qu’il puisse y avoir des ions pickups l´egers (protons notamment) visibles dans la figure 12.10. En effet, les ´energies des ions magn´etosph´eriques l´egers sont plus faibles que celles des ions lourds, ce qui rend plus difficile la distinction entre ions pickups et ions magn´etosph´eriques dans leur cas.
Enfin, les premi`eres analyses montrent une grande dispersion en masse pour les esp`eces d´etect´ees, avec des ions pickups plus lourds que CH+
4 (ou O+, mais il n’est pas attendu dans l’atmosph`ere de Titan), probablement en partie N+
Chapitre 12. Une analyse du survol T5 161
Fig. 12.11 – Spectre de masse des ions lourds mesur´es durant le survol T5 par CHEMS. Cependant, il s’av`ere que nous sommes ici dans le cas d’une d´etection par coincidence ”double” et non ”triple”. Cela signifie que l’´energie de la particule n’est pas connue, seuls les rapports E/q et E/m sont connus. La d´eflection ´electrostatique (donnant le rapport E/q) et la mesure du temps de vol (donnant la vitesse soit E/m) ont bien lieu, mais les d´etecteurs `a ´etat solide ne peuvent permettre la mesure de l’´energie qu’au-del`a de 27 keV. La cons´equence est que la m´econnaissance de l’´energie ne permet pas de connaˆıtre pr´ecis´ement la masse, seul le rapportm/q utilis´e en ordonn´ee de la figure 12.10 est d´etermin´e. D’autre part, mˆeme ce rapport peut ˆetre l´eg`erement surestim´e, `a cause de la perte d’´energie des ions en traversant la feuille carbone de l’instrument, ce qui r´esulte en des ”temps de vol” mesur´es plus longs. On attend dans ce cas une forte dispersion vers des valeurs plus fortes dem/q. Une meilleure estimation du rapportm/qam`ene `a un spectre tel que celui de la figure 12.11, o`u l’on s´electionne le seul t´elescope n˚2, et pour des ´energies de 9-24 keV.
Les ions d´etect´es durant cette p´eriode sont donc probablement des ions pickups lourds, avec une identification possible, compte-tenu des profils atmosph´eriques, d’ions CH4+ et N2+/HCNH+ (Garnier et al. (2005),Hamilton et al.(2005)). Les ´energies associ´ees sont entre 7 et 12 keV pour la plupart des ions, ce qui correspond `a la vitesse maximale d’un ion de 28 unit´es de masse atomique pour une vitesse de corotation du plasma de l’ordre de 150 km/s.
Si l’on consid`ere les facteurs g´eom´etriques et efficacit´es de d´etection appropri´es, il semble que le flux d’ions pickups d´etect´es, pour des esp`eces entre 15 et 25 amu, est
162 12.2. D´etection d’ions ”pickups” environ de l’ordre de 103 (cm2.s.sr.keV)−1.
En outre, il est int´eressant de se demander pourquoi CHEMS d´etecte ces particules `a ce moment pr´ecis, et manifestement pas durant les survols pr´ec´edents. En premier lieu, on peut noter que ces particules sont observ´ees du cˆot´e anti-Saturne (puisque seulement durant la partie sortante du survol), c’est-`a-dire du cˆot´e o`u les ions pickups sont acc´el´er´es par le champ ´electrique de corotation (approximativement dirig´e vers le cˆot´e anti-Saturne). On les observe donc bien du cˆot´e o`u ils sont attendus.
En revanche, ils devraient, d’apr`es des simulations hybrides (Sillanp¨aa, Modolo, com-munication priv´ee), ˆetre plutˆot d´etect´es en aval de Titan (alors qu’ici ils le sont l´eg`erement en amont de Titan, pr`es du pˆole), dans la mesure o`u ils sont emmen´es par la corotation, avec un certain temps n´ecessaire pour qu’ils gagnent suffisamment d’´energie (pour at-teindre la limite de d´etection de CHEMS de 3 keV). Ainsi, pour une vitesse de corotation de l’ordre de 150 km/s, le gain en ´energie par unit´e de longueur est d’environ 2.3 keV/RT, ce qui implique une distance n´ecessaire importante (>1.5RT) depuis l’origine du pickup pour gagner suffisamment d’´energie pour ˆetre d´etect´e.
Une analyse pr´ecise du positionnement du champ de vue par rapport `a la direction id´eale de la corotation durant T5 et les autres premiers survols de Titan ne permet mal-heureusement pas d’expliquer pourquoi les ions pickups ne sont d´etect´es qu’`a ce moment et `a cet endroit pr´ecis.
Malheureusement, un certain nombre de limitations, dont la principale est le seuil en ´energie, empˆechent d’utiliser avec pr´ecision les donn´ees de CHEMS en ce qui concerne la d´etection d’ions pickups, qui font par contre de l’instrument CAPS un instrument avec une gamme en ´energie plus appropri´ee pour ce type d’analyse. Pour la d´etection des ions pickups, il est ´evident que CHEMS se situe `a ses limites basses de fonctionnement, avec un seuil de d´etection impliquant une observation pour une partie mineure de la trajectoire de l’ion, et avec une incertitude sur la d´etermination du rapportm/q (et donc l’identification des esp`eces concern´ees) en raison des faibles ´energies concern´ees. L’instrument CAPS, dont la gamme en ´energie se situe entre 1 eV et 50 keV, et dont la r´esolution angulaire est meilleure (Young et al. 2004), est de ce point de vue bien plus adapt´e `a l’observation d’ions pickups `a des ´energies faibles (donc pour une bonne partie de leur trajectoire).
En outre, en dehors de la d´etection, il est ´egalement difficile de d´eterminer l’origine g´eographique des particules. Contrairement aux conditions d’observations de CAPS, dont la sensibilit´e et la gamme en ´energie permettent de remonter, `a partir des ions pickups, `a des informations sur l’exosph`ere source (avec des principes d´evelopp´es par Hartle et al.
(2006b) et appliqu´es pour les ions pickup CH+
4 de Titan par Hartle et al. (2005)), les conditions de CHEMS impliquent une distance plus grande depuis l’origine de l’ion pickup, avec des effets probablement importants de rayon de giration.
Chapitre 13
Analyse statistique des donn´ees
ioniques de LEMMS
Ce chapitre est consacr´e `a l’´etude statistique des donn´ees de LEMMS pour les pro-tons ´energ´etiques, lors des travers´ees de l’orbite de Titan par Cassini (pour les 2 ann´ees ayant suivi l’insertion en orbite de la sonde autour de Saturne). Cela nous permet d’avoir une vision globale de la principale population magn´etosph´erique dans l’environnement de Titan, tant en terme de flux qu’en terme de distribution en angle d’attaque. Nous ver-rons par ailleurs quelques premiers r´esultats, pour les protons ´energ´etiques, d’un code de particules tests issu du code hybride de Modolo and Chanteur (2007).
13.1 Analyse des flux de protons ´energ´etiques `a l’or-bite de Titan
La d´emarche pour ´etudier les donn´ees de protons est tout d’abord d’identifier les ´ev´enements `a analyser, puis d’´etablir des statistiques de flux pour les diff´erents canaux de LEMMS consid´er´es, et enfin d’analyser la distribution en angle d’attaque de ces ions. Il faut ´egalement pr´eciser que nous nous concentrons ici sur le plasma magn´etosph´erique ambiant `a l’orbite de Titan, ce qui restreint aux p´eriodes temporelles o`u Cassini se situe en dehors de l’atmosph`ere dense de Titan, o`u le plasma est extrˆemement dense et perturb´e. 13.1.1 Choix des ´ev´enements
Nous avons choisi de consid´erer, dans notre ´etude, toutes les travers´ees de l’orbite de Titan par la sonde Cassini. Mais quel crit`ere utiliser pour d´eterminer la position de l’orbite de Titan, en dehors des survols ?
Le crit`ere utilis´e fut la position de Titan par rapport `a la topologie de la magn´etosph`ere, c’est-`a-dire la valeur du param`etre L introduit par McIlwain (1961), qui donne ici la
164 13.1. Analyse des flux de protons ´energ´etiques `a l’orbite de Titan distance ´equatoriale d’une ligne de champ magn´etique en unit´es de rayons de Saturne (RS = 60268 km). En outre, la valeur de L´etant variable au cours du temps pour Titan (aux alentours de 20-21 RS), nous avons estim´e sa valeur, pour chaque point de travers´ee par Cassini, lorsque Titan est pass´e au plus pr`es (temporellement) `a la mˆeme position dans la magn´etosph`ere (le mˆeme temps local). R´ealis´e pour chaque travers´ee d’orbite, cela nous am`ene aux plages temporelles d’analyse `a consid´erer.
Jusqu’en d´ebut juin 2006, et depuis le 1er juillet 2004, 52 travers´ees d’orbite ont eu lieu, dont 14 ´etaient des survols proches de Titan, et dont une n’a pu ˆetre ´etudi´ee par l’instrument LEMMS. Nous avons par ailleurs consid´er´e, pour obtenir des donn´ees moyenn´ees repr´esentatives de l’orbite de Titan, une plage temporelle d’une heure centr´ee sur la position attendue de l’orbite de Titan. Cela correspond `a une variation de quelques dixi`eme de rayons de Saturne pour le param`etre L, ce qui est tout `a fait raisonnable pour l’analyse que nous d´eveloppons ici.
13.1.2 Etude statistique des flux de protons
L’´etude des populations de protons `a l’orbite de Titan a ´et´e r´ealis´ee `a partir de la mesure des flux des quatre principaux canaux de protons de LEMMS (A0,A1,A2,A3, voir la description de MIMI en 3.2), grˆace `a l’outil MIDL utilisant les derni`eres calibrations. Ces canaux correspondent `a une bande globale en ´energie de 27 `a 255 keV.
Nous nous sommes affranchis des variations rapides des flux dues au bruit en moyen-nant les donn´ees, puis nous avons, pour chaque p´eriode de mesure et chaque canal en ´energie, enregistr´e les valeurs minimales, moyennes et maximales de flux de protons.
Nous avons par ailleurs stock´e un certain nombre d’informations sur les diff´erentes travers´ees analys´ees, telles que le temps local (donnant la position dans la magn´etosph`ere par rapport `a la direction solaire), la valeur du param`etre L, la latitude, la distance, et enfin bien ´evidemment la date. Nous verrons dans le paragraphe suivant si les flux de protons semblent suivre une d´ependance en fonction de l’un de ces param`etres.
La figure 13.1 donne le r´esultat de ces analyses pour les 51 travers´ees d’orbite consid´er´ees, avec les flux de protons pour les quatre principaux canaux de LEMMS, en fonction de la p´eriode temporelle de la travers´ee (donn´ee par le temps en secondes depuis la date du 1er janvier 2004). Les ”barres d’erreur” donnent les valeurs minimales et maximales mesur´ees, fournissant ainsi une mesure de la variabilit´e des flux.
Outre le fait que l’on observe, comme attendu, des flux de plus en plus faibles lorsque l’on consid`ere des ´energies de plus en plus ´elev´ees (depuis le canal A0 jusqu’au canal A1), il est ´egalement notable que les flux sont assez dynamiques au cours des diff´erentes tra-vers´ees. On observe ainsi des variations de plusieurs ordres de grandeur pour les diff´erents canaux, avec en particulier quelques ´ev´enements autour de l’´et´e 2005 avec de tr`es forts flux pour le canal A0 (dont un ´ev´enement touchant ´egalement le canalA1).
Chapitre 13. Analyse statistique des donn´ees ioniques de LEMMS 165 1 2 3 4 5 6 7 8 x 107 100 101 102 103 104 105 105
Flux de protons pour chaque traversée d’orbite, en fonction du temps
Temps (en s) depuis le 1er janvier 2004
Flux (cm² s sr keV) −1 A0 (27−35 keV) A1 (35−56 keV) A2 (56−106 keV) A3 (106−255 keV)
Fig. 13.1 – Flux de protons `a l’orbite de Titan pour les 4 principaux canaux en ´energie de LEMMS, en fonction de la p´eriode temporelle des travers´ees d’orbite concern´ees. L’origine des temps est prise au 1er janvier 2004, avec par cons´equent des travers´ees de l’orbite de Titan se situant entre fin juin 2004 et fin mai 2006.
Le tableau 13.1 fournit les principales informations statistiques sur les flux de protons, pour chaque canal, lors des travers´ees de Titan : la valeur moyenne des flux (globale ou r´eduite `a un certain pourcentage de donn´ees pour ´eviter les ´ev´enements de fort flux) et la dispersion des valeurs (donn´ee par le rapport σ
m entre l’´ecart type σ et la moyenne m). Par ailleurs, nous avons donn´e ces param`etres pour la p´eriode sp´ecifique o`u le moteur de LEMMS tournait, couvrant alors une large gamme d’angles d’attaque des ions (c’est-`a-dire jusqu’`a la travers´ee du 18 janvier 2005 comprise).
Canal en ´energie A0 A1 A2 A3
Flux moyen 3494.5 63.8 14 2.8
Flux moyen r´eduit `a 80% de donn´ees 133.5 29.4 9.4 1.7 Flux moyen pour LEMMS tournant 141.1 14.2 7.1 1.5
σ
m (ou EcartT ypeM oyenne) 5.2 3.28 1.29 1.60
σ
m r´eduit `a 80% de donn´ees 0.63 0.77 0.59 0.33 σ
m pour LEMMS tournant 0.53 0.71 0.75 0.31
Tab. 13.1 – Param`etres statistiques pour l’analyse statistique des flux de protons (en (cm2.s.sr.keV)−1) des canaux A0 (27-35 keV), A1 (35-56 keV), A2 (56-106 keV) et A3
(106-255 keV) de LEMMS, pour les diff´erentes travers´ees de l’orbite de Titan.
166 13.1. Analyse des flux de protons ´energ´etiques `a l’orbite de Titan 100 101 102 103 0 10 20 30 40 50 60 70 80 90 100
Distribution des flux pour l’orbite de Titan
Flux (cm² s sr keV)−1 % de données A 0 (27−35 keV) A 1 (35−56 keV) A 2 (56−106 keV) A 3 (106−255 keV)
Fig. 13.2 – Distribution des flux de protons lors des travers´ees de l’orbite de Titan, en fonction du canal consid´er´e.
canalA0 est particuli`erement variable au cours des travers´ees, plus que les autres canaux. Par ailleurs, si l’on r´eduit les donn´ees `a hauteur de 80% (ou `a simplement 90% pour les autres canaux que A0), excluant les valeurs les plus extrˆemes, il apparaˆıt que les flux sont relativement stables, avec une grande majorit´e de valeurs de flux (en (cm2.s.sr.keV)−1) situ´ees aux alentours de 130 pourA0, 30 pourA1, 10 pourA2et 2 pourA3. Si la dispersion des valeurs est tr`es importante sur l’ensemble des survols (avec un ´ecart type bien sup´erieur `a la valeur moyenne des flux), une r´eduction des donn´ees permet n´eanmoins de la limiter avec un rapport σ
m inf´erieur `a 1, mˆeme s’il s’agit de valeurs encore non n´egligeables. En outre, il apparaˆıt que la p´eriode o`u LEMMS tournait donne des r´esultats similaires `a ceux consid´erant une r´eduction de l’ensemble des donn´ees. Cela peut ˆetre simplement li´e `a l’absence d’´ev´enement particulier durant cette courte p´eriode (qui ne concerne que 7 tra-vers´ees), ou bien au lissage des donn´ees r´esultant de la prise en compte d’une distribution spatiale bien plus large pour les populations mesur´ees.
Il est ´egalement int´eressant de repr´esenter d’une autre mani`ere ces r´esultats, en don-nant, comme sur la figure 13.2, la distribution (en pourcentage de donn´ees) des flux de protons pour les diff´erents canaux, ce qui fournit par ailleurs une indication sur la pente du spectre en ´energie. La distribution en flux des protons est particuli`erement concentr´ee pour le canal d’´energie maximale, puis les distributions s’´elargissent pour des ´energies plus faibles. Les pics de distribution semblent par ailleurs espac´es de mani`ere r´eguli`ere